감마선 폭발

#!style
tr.mass > td{font: 0.83em/0.95 monospace; font-family: revert; letter-spacing: -1.0px; padding: 5px 0;}
.m1{background: linear-gradient(to right, #FF9A3B, #FFCCA3);}
.m2{background: linear-gradient(to right, #FFCCA3);}
.m3{background: linear-gradient(to right, #FFCCA3, #FFEBDB, #FFF7EE, #E8ECFF);}
.m4{background: linear-gradient(to right, #E8ECFF, #C5D7FF);}
.m5{background: linear-gradient(to right, #C5D7FF);}
.m6{background: linear-gradient(to right, #C5D7FF, #97B8FF);}
.m7{background: linear-gradient(to right, #97B8FF);}
.m8{background: linear-gradient(to right, #97B8FF, #8BA9FF);}
.m9{background: linear-gradient(to right, #8BA9FF, #7f9aff);}
.m10{background: linear-gradient(to right, #7f9aff, #CDF9FF);}
.m11{background: linear-gradient(to right, #CDF9FF);} 

항성의 진화

[ 펼치기 · 접기 ]

## ──초기 질량───

<colbgcolor=#EDEDED,#000><nopad> ╲

초기 태양 질량에 따른 구분*

<rowcolor=#000,#000><rowclass=mass><class=m1> ≤ 0.25

<class=m2> ≤ 0.5

<class=m3> ≤ 2.25

<class=m4> ≤ 7.5

<class=m5> ≤ 9.25

<class=m6> ≤ 20

<class=m7> ≤ 45

<class=m8> ≤ 130

<class=m9> ≤ 250

<class=m10> ≤ 103

<class=m11> 103 ≤

형성 단계

원시별

하야시 경로

황소자리 T형 별

↓

헤니에이 경로

↓

전주계열성

허빅 Ae/Be 별

↓

주계열 단계

주계열성

초대질량 항성 (쿼시 별)

후주계열단계	청색왜성	준거성									볼프-레이에별WL LBV
		적색거성가지별色*							(LBV) 초거성· 극대거성色*
		↓	헬륨 섬광		↓*
			수평가지별
			초기 점근거성가지별						(OH/IR 별)	볼프-레이에별WL
			열맥동 점근거성가지별 (OH/IR 별)				탄소 섬광
							초점근거성가지별 (OH/IR 별)
			행성상성운·후점근거성가지별					초신성·극초신성

밀집성 단계와 그 후

백색왜성

중성자별 (킬로노바·마그네타)

블랙홀

↓*

블랙홀

흑색왜성*·Ia형 초신성·헬륨 별*

철 별*

블랙홀

초대질량 블랙홀로의 흡수

호킹 복사로 인한 소멸

{{{#!wiki style="margin:0 -10px -5px; min-height:calc(1.5em + 5px)" {{{#!folding [ 각주 ] {{{#!wiki style="margin:-6px -1px -11px"

* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체 WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다. 色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다. ( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다. ↓: 아래쪽을 향하는 화살표가 쳐져 있을 경우, 그 칸에 해당되는 초기 질량을 가진 항성은 그 단계를 거치지 않거나 별 일 없이 다음 단계까지 진행한다. *: 참고 1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다. 2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다. 3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다. 4. 쌍불안정 초신성은 잔해를 남기지 않음에 따라 아래쪽을 향하는 화살표로 표기하였음을 유의하도록 하여라. 5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다. 6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다. 7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.

}}}}}}}}}

※ 다른 틀 둘러보기: 주계열성의 종류 · 갈색왜성의 종류 · 갈색왜성의 진화 천문학 관련 정보

감마선 폭발의 상상도

1. 개요

2. 발견

3. 의의

4. 관측

5. 종류와 발생 원인

위 그래프는 BATSE 4B 감마선 폭발 카탈로그에서 얻은 1,234개의 T90[8] 데이터를 분석한 결과이다. 가로축은 감마선 폭발의 지속시간인 T90(초)을 로그 스케일로[9], 세로축은 감마선 폭발의 개수를 나타낸다. 짧은 감마선 폭발은 지속시간 약 0.3초 부근에, 긴 감마선 폭발은 약 50초 부근에 집중되는 경향을 보이며, 그래프에서 두 개의 뚜렷한 봉우리가 나타난다.

5.1. 긴 감마선 폭발 - 거대질량별의 중심핵 붕괴

NASA’s Goddard Space Flight Center Conceptual Image Lab, Long Gamma-Ray Burst (2023).

• 특징
  긴 감마선 폭발 (Long GRB)은 일반적으로 2초 이상 지속되는 감마선 폭발로, 질량이 큰 별이 붕괴하여 블랙홀이 형성되는 과정에서 발생한 상대론적 제트가 별을 관통해 빠져나오면서 감마선을 방출할 때 발생한다. 보통 수 초~수 분 이상 지속되며, 주로 별이 활발히 생성되는 영역에서 발견된다. 이는 수명이 짧은 초거대별의 붕괴와 관련 있기 때문으로 추정된다. 종종 Type Ic-BL 초신성과 함께 관측되며[12][13], 일부는 중성자별 병합과 관련되기도 한다.[14] 일부는 극초신성(hypernova)을 동반하기도 한다.

• 2초 이상 지속되는 이유
  거대질량별은 크기가 매우 크고 여러 층의 물질로 이루어져 있기 때문에 중심핵이 먼저 붕괴해 블랙홀이 만들어져도 바깥쪽 물질까지 한꺼번에 붕괴하지는 않는다. 따라서 블랙홀이 만들어진 뒤에도 주변에는 아직 붕괴하지 않은 별의 물질이 많이 남아 있으며, 이 물질이 블랙홀로 계속 떨어지면서 제트에 에너지를 공급한다. 즉, 제트에 공급되는 연료가 많고 계속 공급되기 때문에 제트가 오랫동안 유지되어 감마선 폭발도 오래 지속된다.[15]

• 왜 긴 감마선폭발(GRB)은 다른 유형의 초신성보다 Ic-BL 초신성과 더 자주 나타나는가?
  Ic-BL 초신성이 GRB와 강하게 연결되는 이유는 감마선폭발(GRB)의 전구별[16]이 요구하는 조건과 Ic-BL 전구별의 특성이 상당 부분 겹치기 때문이다. 제트가 별의 중심에서 만들어지더라도 별의 외피를 뚫고 나오지 못하면 GRB를 관측할 수 없다. 따라서 GRB의 전구별은 중심부에 충분한 질량과 각운동량을 가지고 빠르게 회전하면서도, 바깥쪽에는 제트의 진행을 방해할 두꺼운 외피가 없어야 한다. 특히 수소와 헬륨 외피가 상당 부분 제거된 외피가 벗겨진 별이 유리하다.
  
  또한 콜랩서(collapsar) 모형과 같은 GRB 중심엔진에서는 중심부에 충분한 비각운동량(specific angular momentum)이 남아 있어야 강착원반이 형성되고, 이를 통해 상대론적 제트가 만들어질 수 있다.[17] 따라서 외피는 벗겨졌으면서도 중심부의 각운동량은 충분히 보존된 별이 감마선 폭발(GRB) 가능성이 높은 전구별로 특히 유리하다. 이러한 조건을 만족하는 별이 붕괴·폭발하면 빠른 방출물질(ejecta)을 가진 Ic-BL 초신성으로 관측되는 경우가 많다.
  
  다만 모든 Ic-BL이 GRB를 만드는 것은 아니다. 제트가 형성되지 않았거나, 형성된 제트가 별 밖으로 탈출하지 못했거나, 제트가 우리 시야에서 벗어난 방향으로 방출된 경우에는 GRB 없이 Ic-BL 초신성만 관측될 수 있다.

#!if (문단 == null) == (앵커 == null)
를

#!if 문단 != null & 앵커 == null
의 [[감마선 폭발/긴 감마선 폭발의 중심 엔진 이론 모형#s-|]]번 문단을

#!if 문단 == null & 앵커 != null
{{{#!if 문서명 = 문서명 != null ? 문서명 : calleeTitle
의 [[감마선 폭발/긴 감마선 폭발의 중심 엔진 이론 모형#|]] 부분을}}}

5.2. 짧은 감마선 폭발 - 중성자별을 포함한 밀집천체의 병합

NASA’s Goddard Space Flight Center / CI Lab, Doomed Neutron Stars Create Blast of Light and Gravitational Waves (2017).

• 특징
  짧은 감마선 폭발(Short GRB)은 일반적으로 감마선 방출이 2초 미만 지속되는 감마선 폭발이다. 주로 두 중성자별 또는 중성자별과 블랙홀로 이루어진 밀집쌍성의 병합과 관련되어 있다. 병합 후 형성된 블랙홀이나 고밀도 잔해와 주변 강착 원반의 상호작용 등을 통해 상대론적 제트가 형성될 수 있으며, 제트에서 발생한 강한 감마선 방출이 짧은 감마선 폭발로 관측된다. 이때 제트가 지구를 향하거나 지구 방향에 가까운 각도로 방출되면, 지구에서 감마선 폭발을 관측할 수 있다. 병합 과정에서 방출된 물질에서는 킬로노바(kilonova)[18]가 관측되기도 한다.

• 기원
  중성자별을 포함한 밀집쌍성은 오랜 시간 서로를 공전하다가 중력파를 방출하면서 궤도가 좁아지고, 결국 병합에 이른다. 이 때문에 짧은 감마선 폭발은 젊은 별이 많은 영역뿐 아니라 오래된 항성이 많은 은하에서도 관측된다. 다만 지속시간만으로 발생 원인을 확정할 수는 없으며, 모든 짧은 감마선 폭발이 밀집천체의 병합에서 비롯되는 것도 아니다.

• 관측
  2017년 8월 17일, 미국의 LIGO 관측소 두 곳은 두 중성자별의 병합에서 발생한 중력파 GW170817을 검출했다. 같은 시각 이탈리아의 Virgo 검출기도 관측에 참여해 병합 위치를 좁히는 데 기여했다. 약 1.7초 뒤 페르미 감마선 우주 망원경과 INTEGRAL 위성은 짧은 감마선 폭발 GRB 170817A를 관측했다. 이후 스워프 망원경을 비롯한 지상 망원경들이 병합이 일어난 은하 NGC 4993에서 빛을 포착했으며, 여러 지상·우주 망원경의 후속 관측을 통해 킬로노바 현상으로 확인되었다. 병합 과정에서 금과 같은 무거운 원소가 만들어진다는 사실도 밝혀졌다.

• 2초 미만 지속되는 이유
  중성자별은 원래 거대한 별이었지만, 이미 초신성 폭발을 거쳐 별의 중심핵만 남은 천체이다. 따라서 거대질량별의 붕괴와 달리 주변에 제트를 계속 공급할 수 있는 별의 물질이 훨씬 적다. 즉, 강착원반에 공급되는 연료가 많지 않고, 남아 있는 연료도 빠르게 소모되기 때문에 제트가 일찍 꺼진다. 그 결과 감마선 폭발도 짧게 지속된다.[19]

#!if (문단 == null) == (앵커 == null)
를

#!if 문단 != null & 앵커 == null
의 [[감마선 폭발/짧은 감마선 폭발의 중심 엔진 이론 모형#s-|]]번 문단을

#!if 문단 == null & 앵커 != null
{{{#!if 문서명 = 문서명 != null ? 문서명 : calleeTitle
의 [[감마선 폭발/짧은 감마선 폭발의 중심 엔진 이론 모형#|]] 부분을}}}

5.3. 특이한 감마선 폭발 사례

5.3.1. 초장시간 감마선 폭발

• GRB 111209A
  GRB 111209A는 2011년 12월 9일 관측된 감마선 폭발로, 약 15,000초(4시간) 동안 고에너지 방출이 이어져 일반적인 감마선 폭발보다 훨씬 오래 지속되었다. 당시까지 관측된 감마선 폭발 중 가장 긴 지속시간을 기록했으며, 일반적인 감마선 폭발보다 훨씬 오래 지속되었다. 발생 원인에 대해서는 여러 모델이 제안되었는데, 처음에는 저금속성 청색 초거성의 붕괴가 원인으로 제안되었으며, 이후에는 빠르게 회전하면서 강한 자기장을 가진 마그네타가 에너지를 공급했다는 모델도 제안되었다. 아직 정확한 발생 원인은 확정되지 않았다.
  
• GRB 250702B
  GRB 250702B는 2025년 7월 2일 관측된 감마선 폭발로, 약 25,000초(7시간) 동안 감마선 방출이 이어져 현재까지 관측된 감마선 폭발 중 가장 긴 지속시간을 기록했다. 관측된 감마선 방출은 최소 약 25,000초에 달했으며, 이전 최장 기록이었던 GRB 111209A의 약 15,000초보다도 훨씬 길었다. 현재 블랙홀이 별을 집어삼키면서 강력한 제트를 만들어냈다는 가설 등이 제안되었으며, 정확한 발생 원인은 아직 연구 중이다.GRB 250702B: 블랙홀이 별로 떨어지면서 발생하는 감마선 폭발의 발견

5.3.2. 중성자별 병합으로 발생한 긴 감마선 폭발

• GRB 211211A
  전통적으로 감마선 폭발은 지속시간에 따라 긴 감마선 폭발과 짧은 감마선 폭발로 나누어 설명해 왔다. 긴 감마선 폭발은 주로 무거운 별의 붕괴와 관련되며, 일부 긴 감마선 폭발에서는 Type Ic-BL 초신성이 동반되는 반면, 짧은 감마선 폭발은 중성자별을 포함한 밀집쌍성의 병합[20]과 관련되며 킬로노바가 발생할 수 있는 것으로 알려져 왔다. 그러나 최근에는 이러한 구분에 들어맞지 않는 사례들이 발견되고 있다. 예를 들어 GRB 211211A는 2021년 12월에 관측된 감마선 폭발로, 약 1분 동안 지속되었다. 따라서 지속시간만 보면 긴 감마선 폭발에 해당하지만, 이후 관측에서 킬로노바로 보이는 신호가 발견되면서 중성자별 병합에서 발생했을 가능성이 제기되었다. 이는 감마선 폭발의 지속시간만으로 그 물리적 기원을 구분하기 어렵다는 것을 보여주며, 중성자별 병합에서 발생하는 감마선 폭발이 반드시 2초 이하의 짧은 감마선 폭발 형태를 보이는 것은 아님을 시사한다.#

• GRB 230307A
  GRB 230307A는 긴 감마선 폭발로 분류되지만, 후속 관측에서 킬로노바의 증거로 해석되는 적외선 방출이 관측되었으며[21], 초신성은 관측되지 않았다.[22] 이에 따라 GRB 230307A는 중성자별을 포함한 밀집쌍성의 병합[23]에서 비롯된 긴 감마선 폭발일 가능성이 제기되었다.
  
  그러나 2026년 발표된 후속 연구에서는 GRB 230307A의 적외선 방출에 대한 기존 해석에 의문을 제기했다. 2026년 7월 16일 학술지 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society에 발표된 연구는 제임스 웹 우주망원경(JWST)이 폭발 약 29일과 61일 뒤 관측한 적외선 스펙트럼을 재분석했다. 연구진은 관측된 적외선의 연속 성분을 일반적인 킬로노바 모델로 설명하기 어렵다고 지적했다. 이를 새로 형성된 먼지의 열복사로 해석할 경우, 필요한 먼지의 양과 조성이 중성자별 병합에서 예상되는 결과와 맞지 않는다는 것이다. 또한 기존에 텔루륨 이온의 방출선으로 추정했던 스펙트럼 선의 정체도 확정하기 어렵다고 보았다. 이 연구는 GRB 230307A가 중성자별을 포함한 밀집쌍성의 병합에서 비롯되었다는 해석을 배제한 것은 아니지만[24], 적외선 방출을 새로 형성된 먼지의 복사로 설명하는 해석과 병합 시나리오를 동시에 적용하기 어렵다는 점을 제기했다. 따라서 GRB 230307A의 발생 원인과 적외선 방출의 기원은 아직 확정되지 않았다.

6. 빔 효과

7. 감마선 폭발과 구별되는 현상: 마그네타 거대 플레어

8. 감마선 폭발이 천문학에 미친 영향

• 초신성 폭발
  긴 GRB는 대체로 무거운 별의 붕괴와 관련되어 있으며, 일부 초신성 폭발과 연결되어 있음이 밝혀졌다. 이를 통해 매우 먼 거리에서 발생한 초신성을 감마선 폭발을 통해 발견하고 연구할 수 있게 되었다.
  
• 중성자별 병합
  과학자들은 오래전부터 중성자별끼리 서로 충돌하거나 병합할 수 있다고 예측해 왔다. 또한 이러한 과정에서 강한 중력파가 발생할 것이라는 이론도 존재했다. 그러나 실제로 이를 관측한 사례는 없었으며, 중성자별 병합이 어떤 천문 현상과 연결되는지도 명확하지 않았다.
  
  이후 감마선 폭발(GRB) 연구가 발전하면서, 천문학자들은 짧은 감마선 폭발(short GRB)이 중성자별 병합과 관련되어 있다는 여러 단서를 발견하기 시작했다. 대표적인 근거 중 하나는 짧은 GRB가 별의 생성 활동이 거의 없는 오래된 은하에서 자주 발견되었다는 점이다. 중성자별 쌍은 처음 만들어진 뒤 바로 충돌하는 것이 아니라, 매우 오랜 시간 동안 서로를 공전하면서 조금씩 가까워진 뒤에야 병합된다. 따라서 수십억 년이 지난 오래된 은하에서 짧은 GRB가 발견된다는 사실은, 그것이 중성자별 병합과 관련된 현상일 가능성을 뒷받침했다.
  
  또 다른 근거는 짧은 GRB 이후 관측된 잔광(afterglow)의 특성이었다. 감마선 폭발이 끝난 뒤에도 X선·광학·전파 영역에서는 희미한 빛이 계속 관측되는데, 천문학자들은 이것이 폭발로 튀어나온 초고속 물질이 주변 가스와 충돌하면서 발생한다고 보았다. 중성자별 병합 이론에서는 병합 과정에서 빛의 속도에 가까운 물질 흐름인 상대론적 제트(relativistic jet)가 형성될 것으로 예측하는데, 짧은 GRB 이후 관측된 잔광의 밝기 변화와 에너지 분포가 이러한 예측과 잘 일치했다. 이러한 관측 결과가 반복적으로 확인되면서, 천문학자들은 짧은 GRB가 중성자별 병합과 관련된 현상이라고 보게 되었다.
  
  2017년, 천문학자들은 중성자별 병합과 짧은 GRB가 실제로 연결되어 있다는 사실을 보여주는 중요한 관측에 성공했다. 중력파 관측소는 중성자별 병합 사건인 GW170817을 검출했으며, 거의 동시에 짧은 감마선 폭발인 GRB 170817A도 관측되었다. 이는 인류 역사상 처음으로 중성자별 병합과 짧은 GRB가 같은 사건에서 동시에 확인된 사례였다. 이 관측을 통해 과학자들은 중성자별 병합이 짧은 감마선 폭발의 주요 원인이라는 사실을 강하게 뒷받침할 수 있게 되었다.
  
  이후 이어진 X선·광학·전파 관측에서도 중성자별 병합 이론과 잘 맞아떨어지는 결과들이 확인되었다. 예를 들어 폭발 직후에는 매우 약했던 전파·X선 신호가 시간이 지나면서 점점 강해졌다가 다시 약해졌는데, 이는 상대론적 제트가 옆 방향에서 관측될 때 나타날 것으로 예측된 밝기 변화와 유사했다. 또한 광학 관측에서는 무거운 원소가 생성될 때 예상되는 붉은빛 킬로노바 현상도 발견되었다. 이러한 관측 결과들은 중성자별 병합 모형의 예측과 전반적으로 잘 일치했으며, 중력파와 전자기파를 함께 연구하는 '다중신호 천문학(Multi-messenger astronomy)' 시대가 본격적으로 열리는 계기가 되었다.

• 초창기 우주와 우주의 진화
  감마선 폭발은 매우 먼 거리에서도 관측 가능하기 때문에, 초기 우주의 환경을 연구하는 중요한 도구로 사용된다. 일부 GRB는 우주가 탄생한 지 얼마 지나지 않은 시기의 먼 은하에서 발생한 것으로 확인되었으며, 이를 통해 초기 별 형성과 은하 진화 과정에 대한 새로운 정보를 얻을 수 있게 되었다.

• 우주 팽창 속도와 우주론적 매개변수
  감마선 폭발은 매우 먼 거리에서도 강하게 관측되기 때문에, 우주의 팽창과 진화를 연구하는 데에도 활용된다. 특히 다양한 거리에서 발생한 GRB의 관측 자료와 잔광 분석은 초기 우주의 물질 분포와 우주 팽창 역사 연구에 도움을 주고 있다.
  
  다만 Ia형 초신성과 달리 GRB는 밝기 편차가 매우 크고 물리적 특성이 복잡하기 때문에, 아직까지는 우주론 연구의 보조적 관측 수단으로만 활용되고 있다.[27]

9. 지구에 미치는 영향

10. 창작물

• 갓 오브 하이스쿨 - 진모리
• 마법소녀 마도카☆마기카 시리즈
• 비ー마법소녀 - 키리하 코사네
• 신좌만상 시리즈
• 흑백의 아베스타 - 스펜타 마이뉴
• 원펀맨 - 각성 가로우 코즈믹 피어 모드(전 생명체 근절권)
• 유희왕 SEVENS - 연격룡 드라기아스

11. 여담

12. 관련 문서

• 킬로노바
• 초신성
• 볼프-레이에별
• 중성자별